High resolution studies of massive primordial haloes
具有维里温度$\rm T_{vir} \geq 10^{4}$ K的原子冷却晕是第一个星系和第一个中等质量黑洞形成的最合理的地点。因此，重要的是要评估是否可以从数值模拟中获得有关其主要特性的可靠结果。一个主要的不确定性是湍流的存在，这在宇宙学模拟中几乎无法解决。我们探索后者都追求高分辨率的模拟高达64细胞每牛仔裤长度，并通过将一个亚网格尺度的湍流模型来解释湍流压力和粘度的未解决的尺度。我们发现晕中的主要物理量，特别是密度、温度和能量密度分布近似收敛。然而，在中央500 AU的形态变化显着增加分辨率，并出现相当多的动荡。在系统比较三种不同的晕，我们进一步发现，湍流亚网格尺度模型产生了更紧凑的中心结构，并减少了涡量。这种紧凑的形态可能特别有利于在中心物体上的吸积。
2012-12-19 astro-ph.CO
Small-scale structure and 21cm fluctuations by primordial black holes
我们讨论了起源于原始黑洞（PBH）的小尺度早期结构的形成，这些黑洞构成了现在冷暗物质成分的一小部分。我们计算的质量函数和功率谱的晕起源于泊松波动的PBH数，并表明，小晕的数量显着修改的PBH的存在下，即使他们的分数只占$10^{-4}$ - $10^{-3}$的总暗物质丰度。然后，我们从这些晕中计算出随后的21厘米签名。我们发现，PBH可以提供主要的贡献，在未来的实验，如平方公里阵列的可探测性内的高红移，并提供了一个预测的PBH分数的约束。
2017-04-13 astro-ph.CO hep-ph
The small scale dynamo and the amplification of magnetic fields in massive primordial haloes
虽然目前的宇宙学标准模型对初始磁场强度没有明确的预测，但有效的发电机作用可以通过快速放大来补偿最初较弱的种子场。特别是，小规模发电机预计将指数放大任何弱磁场在湍流的存在。我们探索这种情况是否是可行的，使用宇宙学磁流体动力学模拟模拟的第一个星系的形成，预计形成所谓的原子冷却晕的维里温度$\rm T_{vir} \geq 10^{4}$ K。由于以前的计算表明，需要一个高的牛仔裤分辨率来解决湍流结构和发电机的影响，我们的计算采用的分辨率高达128细胞每牛仔裤长度。发电机的存在，可以清楚地确认为每牛仔裤长度至少64个细胞的分辨率，而饱和发生在近似均分与湍流能量。由于原始星系中的雷诺数很大，我们预计饱和会在早期阶段发生，这意味着在密度为10 ^4 cm^{-3}时磁场强度为\sim 0.1 $μ$ G。
2013-03-25 astro-ph.CO
Signature of primordial non-Gaussianity of phi^3-type in the mass function and bias of dark matter haloes
我们探讨了立方修正gnl*phi^3对从一系列大型N体模拟中提取的暗物质晕的质量函数和偏差的影响，并将其与理论预测进行了比较。这种三次项可以在像曲率模型这样的场景中被激发，其中可以产生大的三次校正，同时保持二次fnl* φ ^2校正小。偏离高斯晕质量函数与理论预测是合理的。从晕的自功率谱和互功率谱测量的尺度依赖的偏差校正Δ b_kappa（k，gnl）与fnl模式中的校正类似，但幅度低于理论预期。使用Slosar等人（2008）的LSS数据汇编，我们首次获得gnl的限值为-3.5 10 ^5 < gnl < +8.2 10 ^5（95%CL）。这一限制将随着未来的LSS数据而改善1-2个数量级，这应该测试许多这种类型的场景。
2009-11-15 astro-ph.CO hep-ph
Haloes, other dark matter candidates and astrophysical implications
针对原初黑洞无法构成全部暗物质的情况，本文提出多组分暗物质模型，通过原初黑洞与第二暗物质组分的相互作用提供独特特征，从而提升探测前景并改进约束。
2024-05-30 astro-ph.CO
Void bias from primordial non-Gaussianities
我们研究了原始的非高斯性如何影响大尺度上空洞的聚集。利用泛函积分方法，导出了由非高斯性引起的空穴偏置公式。以类似的方式晕，我们发现，原始的非高斯性可以产生规模依赖的偏见，在大尺度的空隙。此外，我们还指出，通过观察空洞和晕的互功率谱，我们可以检查非线性参数f_NL和τ_NL之间的一致性关系。大的空洞（高峰值物体）将是很好的目标，因为非高斯性的影响更突出，而“云中空洞”的影响不太显著。
2012-05-01 astro-ph.CO
Extreme Primordial Star Formation Enabled by High Redshift Quasars
高红移类星体会发射大量的X射线光子，这些光子会将星系际介质加热到$\sim$ 10 $^6$ K。在如此高的温度下，原始气体将不会形成恒星，直到它组装成质量高达$\sim$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$的暗物质晕，此时热气体在重力的影响下坍缩并冷却。一旦发生这种情况，就会有一个巨大的原始气体库，恒星可以从中形成，这可能为早期宇宙中最明亮的星族III星暴奠定基础。支持这种情况，最近的观测类星体在z $\sim$ 6揭示了缺乏伴随莱曼$α$发射星系，与原始恒星形成的抑制与质量低于$\sim$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$晕一致。在这里，我们模拟了原始气体的化学和热演化，因为它坍缩成这样一个巨大的晕辐射附近的类星体在运行到一个巨大的波普III星暴。我们发现，在$\sim$ 100千秒差距的最高红移类星体发现的类星体宿主星系中产生的莱曼-维尔纳通量可能是高到足以刺激形成一个直接坍缩黑洞（DCBH）。用NIRCam仪器对单个已知的高Z类星体进行单点观测，可能是用詹姆斯·韦伯太空望远镜寻找Pop III星和DCBH的一个有希望的策略。
2019-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The accretion of dark matter subhaloes within the cosmic web: primordial anisotropic distribution and its universality
星系的分布在不同的尺度上表现出各向异性，通常被称为星系排列。要了解小尺度上星系排列的起源，必须研究星系在早期宇宙中是如何吸积的，并量化它们在吸积时的原始各向异性。在本文中，我们使用N体模拟研究吸积的暗物质subhaloes，集中在他们的主机晕的形状和方向的质量分布在大规模上，定义使用海森矩阵的密度场。海森矩阵的大/小（e1/e3）特征值定义了大尺度上暗物质的快/慢坍缩方向。我们发现：1）晕长轴与e3（慢塌缩）方向一致，质量晕的e3方向较强; 2）次晕主要沿主晕长轴增生，且随主晕质量增大，e3方向一致性增强。最重要的是，这种排列是普遍的; 3）相对于e3方向的subhaloes的吸积不是普遍的。在大质量的晕中，次晕是沿着e3方向吸积的（甚至比与晕主轴的排列更强），但在小质量的晕中，次晕是垂直于e3方向吸积的。在高红移时，凌日质量较低。最后一个结果很好地解释了令人困惑的相关性（在最近的观测和模拟中），即大质量星系/晕的自旋垂直于暗条，而低质量星系/晕的自旋与暗条稍微对齐，假设暗条的轨道角动量转换为晕自旋。
2015-09-22 astro-ph.CO
High-redshift Mini-haloes from Modulated Preheating
调制预热产生的间歇型原始非高斯涨落可以在高红移$z\gtrsim 20$处产生过量的$\sim 10^8M_\odot$迷你晕。这可能会对高红移超大质量黑洞的形成产生重大影响。
2019-05-09 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Effects of stellar-mass primordial black holes on first star formation
利用宇宙学流体动力学放大模拟和半解析模型研究了原始黑洞对第一恒星形成的影响。我们的模型自洽地结合了两个竞争的影响：初始（等曲率）扰动引起的PBH和BH吸积反馈。聚焦于质量为$\sim 30\ \rm M_{\odot}$的PBH，我们发现在分子冷却的微晕中第一颗恒星形成的标准图像并没有被PBH改变，因为当PBH构成暗物质的$f_{\rm PBH}\sim 10^{-4}-0.1$时，中央秒差距中模拟的恒星形成气体云与$\rm ΛCDM$的情况非常相似。当中心气体密度达到$10^{5}\ \rm cm^{-3}$时，动力摩擦时标为$\sim 2-10\ \rm Myr$，PBH也不太可能沉入恒星形成盘并影响原恒星的演化，尽管它们可能在主序星阶段与恒星相互作用。在更大的尺度上，PBH倾向于将恒星的形成转移到更大质量的晕，并加速结构的形成。后一种效应在初始超密度较高的区域更强。对于$f_{\rm PBH}\sim 10^{-4}-0.01$（观测限制允许），托管第三星族恒星的晕的坍缩质量分数与$\rm ΛCDM$相似（在$z\lesssim 30$的$\sim2$的因子内），这意味着恒星质量PBH对$z\gtrsim 10$宇宙恒星形成历史的影响很小。我们还发现原子冷却晕中PBH吸积产生的Lyman-Werner光子可能促进了直接坍缩黑洞的形成。
2022-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
HI absorption from the epoch of reionization and primordial magnetic fields
我们研究了再电离时期原始磁场对HI吸收的影响。这些磁场的存在导致两种不同的效应：（a）由于双极扩散，磁场的衰减导致晕圈的加热，以及（b）由于磁场引起的额外物质波动导致晕圈数量的增加。我们分析了这两种影响，并表明，后者是潜在的观察，因为沿视线的晕的数量可以增加许多数量级。虽然这种效应在$0.3\hbox{--}0.6$ nG的范围内并不强烈依赖于磁场强度，但对于近无标度模型，它对磁场功率谱指数非常敏感。因此，这种吸收特征的检测可以是原始磁场及其功率谱的灵敏探针。我们讨论了这些功能的可探测性与正在进行的和未来的无线电干涉仪。特别是，我们表明，LOFAR可能能够检测到这些吸收功能在$z \simeq 10$在不到10小时的整合，如果背景源的通量为400毫焦耳。
2014-03-22 astro-ph.CO
Dynamical friction in the primordial neutrino sea
标准的大爆炸宇宙学预言宇宙中微子的背景温度为$T_ν\simeq 1.95~$ K。根据目前的中微子振荡测量，我们知道大多数中微子以大的但非相对论的速度运动。因此，暗物质晕在原始中微子的海洋中移动，在它们后面形成中微子尾流，由于{ \it动力学摩擦}的影响，这会使它们慢下来。在本文中，我们量化这种效果为现实的晕，在结构形成的晕模型的背景下，并表明它的规模为$m_ν^4$ $\times$相对速度，并单调增长的晕质量。星系红移巡天可以通过不同星系群的红移空间扭曲（RSD）对这种效应敏感（在$>3σ$置信水平上，取决于巡天性质、中微子质量和等级）。
2017-04-28 astro-ph.CO
Cosmological evolution of orientations of cluster-sized dark matter haloes and their central galaxies in the Horizon-AGN simulation
观测上已知，星系团的长轴和它们最亮的星系团星系大致是成一直线的。为了理解这种排列的起源，我们在Horizon-AGN宇宙学流体动力学模拟中识别出40个质量高于$5\times10^{13}~M_{\odot}$的团簇大小的暗物质（DM）晕及其位于$z\approx 0$的中心星系（CG）。我们追踪了$0<z<5$之间50个不同时期的祖细胞。然后，我们适合他们的形状和方向与三轴椭球模型。虽然DM晕和CG的方向变化显着，由于重复合并和质量吸积，它们的相对取向是很好的对齐，在每个时代，即使在高红移，$z>1$。随着宇宙时间的推移，这种排列变得更加紧密;目前CG和它们的宿主DM晕的主轴平均排列在三维空间的$\sim 30^{\circ}$和投影平面的$\sim 20^{\circ}$内。DM晕的主轴方向平均遵循对应于{ \it最慢坍缩}（甚至拉伸）模式的周围潮汐场的特征向量之一，并且与潮汐场的对齐也变得更紧密。这意味着，在目前的时代，CG和DM晕的方向在很大程度上是在宇宙的原始密度场的印记，而强大的动力学相互作用，如合并是很重要的，以解释他们在每个时代的相互对齐。
2019-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of reionization on the formation of supermassive black hole seeds
直接坍缩黑洞（DCBH）是由早期宇宙中原子冷却的原始气体坍缩形成的，是超大质量黑洞种子的有力候选者。DCBH被认为是在存在强分子解离的莱曼-沃纳（LW）辐射场的情况下在原子冷却晕中形成的。在这种情况下，恒星形成星系可能是LW辐射的来源，来自这些星系的电离辐射可能伴随着LW辐射。我们目前的宇宙学模拟解决的原始气体坍缩成一个原子冷却晕，包括LW和电离辐射的影响。我们发现，在气体没有自屏蔽电离辐射的情况下，坍缩可以延迟约2500万年。当电离的气体确实坍缩时，存在的自由电子催化H2的形成。反过来，H2冷却在晕的中心变得有效，并且防止了DCBH的形成。然而，我们强调，在许多情况下，气体坍缩成原子冷却晕在高红移是自屏蔽电离辐射。因此，只有在一小部分这样的晕中，DCBH的形成由于再电离而被阻止。
2015-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Onset of Gravothermal Core Collapse in Velocity Dependent Self-Interacting Dark Matter Subhaloes
有学者认为，由暗物质自相互作用（self-interacting暗物质，SIDM）引起的重力热坍缩可以解释观测到的银河系卫星中心动力学质量的多样性。我们调查这一假设背后的过程中使用的$N$ -体模拟的MW模拟晕与速度相关的自相互作用的暗物质（VDSIDM），其中低速自散射截面，$σ_{T}/m_{x}$，达到100厘米$^{2}$ g $^{-1}$，我们把这个模型的VD 100模型。我们比较模拟的结果相同的晕，采用不同的暗模型，包括冷暗物质（CDM）和其他，不太极端的SIDM模型。vd 100晕的质量与CDM非常相似，但它们的最大圆周速度值$V_{max}$明显更高。我们确定这些高$V_{max}$亚晕是质量范围[ $5\times10^{6}$，$1\times10^{8}$ ] $M_\odot$在$z=1$经历重力热核心崩溃的对象。这些塌陷晕的密度分布由单次幂定律描述，直到模拟的分辨率极限，并且该密度分布的内斜率约为$-3$。解决不断减少的崩溃区是具有挑战性的，定制的模拟将需要在规模$<1$ kpc的失控不稳定性准确建模。
2021-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Buried but not destroyed: the evolution from prompt cusps to NFW haloes
研究通过模拟揭示了暗物质晕从即时尖峰到NFW剖面的演变路径，发现并合、碎片吸积和纤维相互作用是主要影响因素。
2025-12-15 astro-ph.CO
The phase space density of fermionic dark matter haloes
我们通过数值实验研究了费米子暗物质粒子的初始热速度对它们所聚集的暗物质晕的物理分布和相空间密度分布的影响，发现粒子的初始热速度在两种分布中都诱导出中心核，这可以在相空间密度理论的框架下得到理解.我们发现模拟的晕的最大粗粒度相空间密度（在6维相空间中使用EnBid程序计算）非常接近理论上的细粒度上界，而伪相空间密度Q ~ ρ/σ^3高估了最大相空间密度达一个数量级。在模拟晕的内部区域的密度很好地描述了一个“伪等温”的核心配置文件。我们已经开发了一个简单的模型，该模型的基础上，观察到的星系的表面亮度分布和中心速度色散，准确地预测其中心相空间密度。应用这个模型的矮球状卫星的银河系产生的值接近0.5千电子伏的质量的一个假设的热暖暗物质粒子，假设卫星晕的核心产生的温暖的暗物质自由流。如此小的值与莱曼-α森林观测设定的1.2 keV下限相冲突。因此，如果银河系的矮球状卫星有核心，这些核心很可能是由于与形成中的星系相关的重子过程，也许是纳瓦罗，埃克和弗伦克提出的那种，并在最近的冷暗物质模型中模拟星系形成。
2013-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The XXL survey. XLIX. Linking the members star formation histories to the cluster mass assembly in the z=1.98 galaxy cluster XLSSC 122
质量最大的原星系团在$z\sim 2$处形成星系团，这也是其成员星系演化的关键时期。XLSSC 122是一个$z=1.98$星系团，有37个光谱确认的成员。我们的目标是描述他们的恒星形成的历史，并把它们的背景下，集群吸积的历史。我们在12个波段测量它们的光度，并创建一个PSF匹配的集群成员目录。我们采用BAGPIPES来拟合恒星形成的历史，其特征在于恒星形成率呈指数下降。恒星质量、金属和尘埃含量也被视为自由参数。红序星系中最古老的恒星年龄范围从0.5 Gyr到超过$\sim$ 3 Gyr。特征时间在$\sim$ 0.1和$\sim$ 0.3 Gyr之间，并且最老的成员呈现最长的时间。使用MultiDark Planck 2暗物质模拟，我们计算了XLSSC 122样晕的组装，由最古老成员的年龄后验加权。我们发现，74%的这些晕在恒星形成开始时聚集的比例不到10%，当这些星系形成了50%的z=1.98恒星质量时，晕的比例下降到67%。当90%的恒星质量形成时，75%的晕的组装率低于30%。红序列星系的恒星形成历史似乎与特征时间短的恒星形成事件相一致。在最古老的星系中，恒星形成的开始和停止都可能先于XLSSC 122的维里化。
2022-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of Dark Matter Haloes in a Homogeneous Dark Energy Universe
几个独立的宇宙学实验已经证明，宇宙的能量密度是由一个暗能量成分主导的，这导致了目前的加速膨胀。大尺度结构的形成可以用来探索暗能量模型，而暗物质晕的质量函数是进行这一研究的最佳统计工具之一。在Percival（2005）提出的均匀暗能量模型下，利用观测的限流X射线星系团巡天和来自WMAP的CMB数据，对星系的质量函数进行了统计分析。在我们的分析中，我们比较了标准的Press-Schechter（PS）方法（其中高斯分布用于描述质量函数的原始密度波动场）和PL（幂律）质量函数（其中我们将非扩展q统计分布应用于原始密度场）。我们得出结论：PS质量函数不能同时解释X射线和CMB数据（即使在99%置信水平下），PS最佳拟合的暗能量状态方程参数是$ω=-0.58$，这与宇宙学常数的情况有较大的距离. PL质量函数提供了更好的适合HIFLUGCS X射线星系数据和CMB数据，我们还注意到，$ω$参数是非常敏感的PL自由参数，$q$的修改，这表明PL质量函数可能是一个强大的工具来约束暗能量模型。
2010-04-29 astro-ph.CO
Magnetogenesis at Cosmic Dawn: Tracing the Origins of Cosmic Magnetic Fields
尽管宇宙磁场无处不在，但它的起源仍然是个谜。各种各样的机制已经提出了它们的存在，包括由膨胀产生的原始场，或由紧凑的天体物理物体放大和注入。将每种磁成因情景对磁场的大小和方向的潜在影响以及它们对气体动力学的影响分开，可能会让我们深入了解磁化我们宇宙的物理学。在这项工作中，我们证明，由于感应方程和螺线管约束是线性的$B$，从不同的磁场源的贡献可以分离在宇宙磁流体力学模拟和它们的演变和对气体动力学的影响可以跟踪。利用这一特性，我们开发了一个磁场示踪算法的宇宙学模拟，可以跟踪的起源和演变的不同组成部分的磁场。我们提出了一套宇宙磁流体动力学RAMSES模拟，采用这种算法的原始磁场强度是不同的，以确定原始和超新星注入的磁场的总磁能作为时间和空间位置的函数的贡献。我们发现，对于我们的特定模型，超新星注入的磁场很少穿透远离晕，尽管在模拟中通常占主导地位的总磁能。来自超新星注入场的磁能密度与密度成比例，其幂律斜率陡于4/3，并且通常主导晕内的总磁能。然而，在我们的模拟中，恒星的形成率不受磁场的存在下，原始场强的范围内检查。这些模拟代表了磁场示踪算法的第一次演示（删节）。
2018-12-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
PNG-UNITsims: Halo clustering response to primordial non-Gaussianities as a function of mass
本文利用迄今最大规模的局域原初非高斯性N体模拟PNG-UNITsim，研究暗晕偏置参数p随质量的依赖关系，发现低质量暗晕偏离普适性关系，并预测该结果可提升第四代巡天对f_NL的约束精度。
2024-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the operation of the chemothermal instability in primordial star-forming clouds
我们用一套三维动网格模拟方法研究了原始恒星形成云中化学不稳定性的运行。与以前的研究一致，我们发现，在高红移迷你晕中心的气体变得化学热不稳定，因为三体反应将原子氢转化为完全分子气体。气体冷却的增加速率与H2线发射的增加光学深度之间的竞争在100 AU尺度上的自由落体时间内的冷却时间中产生特征性下降。因此，自由落体时间减少到低于声音穿越时间，云可能会变得重力不稳定，并在最初的自由落体阶段的几十个au的规模碎片。在研究的九个晕中，有三个是从母云中凝结出来的次级团块，母云很可能在被初级团块吸积之前就自行坍塌了。在其他晕中，在如此早期阶段碎裂的可能性较小。然而，考虑到先前的模拟已经表明，一旦气体变得旋转支撑，则下落速度大幅降低，可用于扰动发展的时间量可能远远大于从这里模拟的有限时间段中显而易见的时间。
2013-07-24 astro-ph.CO
The imprint of cosmological non-Gaussianities on primordial structure formation
我们通过数值N体/SPH化学模拟研究了原始非高斯性对第一批恒星和星系形成的影响，并研究了超新星反馈在不同fnl宇宙学中的影响。密度分布偏向于更高的值，因此恒星形成和随之而来的反馈过程在高fnl模型中发生得更早，而在低fnl模型中发生得更晚。在高度非高斯的情况下，由于高密度时的偏置较大，机械反馈是导致气体从恒星形成地点较早地震动和疏散的原因。化学反馈转化为高红移金属填充因子，较大的fnl的一些数量级较大，但收敛在一个陀螺仪，人口III和人口II-I恒星制度。有效的富集过程，虽然，导致金属丰度> 0.01 Zsun的红移~9，几乎独立于fnl。非高斯性对高红移暗物质晕形成的影响直接反映在这些晕中气体的性质上，因为具有较大fnl的模型在早期显示出更集中的气体分布。气体行为中的非高斯特征在第一次反馈发生后丢失，并引入显著程度的湍流和混沌运动。
2011-12-12 astro-ph.CO gr-qc
Gas infall into atomic cooling haloes: on the formation of protogalactic disks and supermassive black holes at z > 10
利用RAMSES程序对z=10、质量为5E 7 Msun <~M<~ 2 E9 Msun的原子冷却晕进行了宇宙水模拟。我们假设原始气体和H2冷却和先前的恒星形成已经被抑制。我们分析了19晕（气体和DM）的分辨率为10（适当）pc，从总体积的~ 2 E3（共动）Mpc 3。这是最大的统计水模拟。到目前为止，在z>10的ACH研究。我们检查这些晕的形态，角动量（AM），热力学和湍流，以评估磁盘和超大质量黑洞（SMBHs）的流行。我们发现，无论是幅度或方向的AM的气体和它的父母DM晕之间没有相关性。只有3个晕形成旋转支撑的核心。两个最大的晕形成了巨大的、紧凑的、过密的斑点。这些斑点的吸积速率约为0.5 Msun/yr（距离为100 pc），可能是SMBH形成的地点。我们的研究结果表明，旋转支持的程度和晕中气体的命运是由其大规模的环境和合并的历史。特别是，形成斑点的两个晕位于宇宙网的结处，很早就冷却了，并经历了多次合并。在这些晕中的气体是强烈的，高度湍流的，马赫数为N。>~ 5.相比之下，形成旋转支撑核心的晕相对更加孤立，位于沿灯丝的中途，最近冷却，并经历了较少的合并。因此，在这些晕中的气体是不太明亮和不太湍流的（马赫数<~ 4），并且可以保留其大部分AM。其余14个晕具有中间性质。如果在更大的晕样本和额外的物理验证，我们的结果将有影响的最高红移星系和类星体的观测与JWST。
2013-01-23 astro-ph.CO
Origin of strong magnetic fields in Milky-Way like galactic haloes
本文提出了一个预测星系晕内磁场强度增长率、绝对增长时间和饱和值的解析模型。分析结果进行了比较，银河晕形成的银河路一样的N体/ \textsc{Spmhd}代码\textsc{Gadget}的宇宙学MHD模拟。晕的质量为$\approx{}3\cdot{}10^{12}$ $M_{\odot}$，维里半径为$\approx{}$ 270 kpc。$Λ$ CDM宇宙学的模拟还包括辐射冷却、恒星形成、超新星反馈和非理想MHD的描述。一个原始的磁性种子场，强度从$10^{-10}$到$10^{-34}$ G，与细丝和原晕内的气体一起聚集。在那里，它在数亿年内被放大，直到与相应的湍流能量均分。湍流小尺度发电机作用使磁场强度增大。湍流是由引力坍缩和超新星反馈产生的。随后，一系列的晕合并导致冲击波和放大过程，在几十亿年内磁化周围的气体。起初，磁能在小尺度上增长，然后自组织到更大的尺度。磁场强度$\approx{}10^{-6}$ G在晕的中心达到，并在IGM中下降到$\approx{}10^{-9}$ G。通过对饱和度和增长率的分析，该模型能够很好地描述磁放大过程，并证实了模拟结果。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Billion Years of a Warm Dark Matter Universe
我们提出的宇宙学N体流体动力学化学模拟的原始结构的生长和演化的方案与温暖的暗物质（WDM）具有3千电子伏的质量（热遗迹）的结果，并与标准的冷暗物质（CDM）组成的模型进行比较。我们专注于高红移宇宙（$z>6$），在那里的结构形成过程应该更好地反映原始（线性）的差异，在物质功率谱。我们发现，早期的时代可以是特殊的探测暗物质的性质。非线性WDM的功率谱和质量函数比CDM低2倍，并在整个第一陀螺中表现出几个因子的扩展。逃逸分子冷却WDM晕的结果严重抑制，因为在大$k$模式的阻尼功率，因此宇宙（人口III和II-I）的恒星形成率（SFR）通常被抑制相对于CDM预测。在$z>10$，在WDM背景下形成的发光物体非常罕见，这是由于在黑暗时代早期WDM迷你晕的稀疏和延迟演化，它们的缺乏可以用一个简单的分析公式来拟合，只取决于震级和红移。未来对暗星系的高$z$观测有可能通过宇宙恒星质量密度（SMD）和特定的SFR来区分CDM和WDM情景。当与其他宇宙学（例如非高斯或暗能量模型）或大$z$的高阶修正（例如原始流运动或原始IMF的变化）的影响相比时，WDM引起的影响肯定更引人注目。
2014-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Over-cooled haloes at z > 10: a route to form low-mass first stars
Shchekinov & Vasiliev 2006（SV 06）已经表明，HD分子可以是高红移z >10晕中的重要冷却剂，如果它们在特定条件下进行合并，从而产生合适的激波。在这里，我们建立在Prieto等人（2012）的基础上，他们详细研究了合并产生的冲击，并表明HD冷却的条件可以通过将这些结果与一套仅暗物质模拟相结合来研究。我们已经进行了一些暗物质只有模拟宇宙学的初始条件内的盒子大小从1至4百万秒差距。我们寻找具有至少两个祖先的晕，其中至少一个具有质量M > M_cr（z），其中M_cr（z）是HD过冷的SV 06临界质量。我们发现质量在M_cr（z）和10^{0.2} M_cr（z）之间的过冷晕的分数（大致低于原子冷却极限）在z ~ 10处可以高达~ 0.6，这取决于合并质量比。该分数在较高的红移处减小，在z ~ 15处达到值~0.2。对于更高的质量，即高于10^{0.2} M_cr（z）直到10^{0.6} M_cr（z），高于原子冷却极限，该分数上升到值~ 0.8直到z ~ 12.5。因此，不可忽略的一部分高红移z > 10的迷你晕可以将它们的气体温度降低到宇宙微波背景的温度极限，从而允许在原始环境中形成低质量恒星。
2013-07-04 astro-ph.CO
Robust PCA and MIC statistics of baryons in early mini-haloes
提出了一种基于鲁棒主成分分析（RPCA）和最大信息系数（MIC）的新方法，研究晕重子性质与红移的关系。我们的数据是由一组不同的物理量的原始小晕：暗物质质量（$M_{\mathrm{dm}}$），气体质量（$M_{\mathrm{gas}}$），恒星质量（$M_{\mathrm{star}}$），分子分数（${\mathrm{x_{mol}}}$），金属丰度（$Z$），恒星形成率（SFR）和温度。我们发现，$M_{\mathrm{dm}}$和$M_{\mathrm{gas}}$的方差是占主导地位的因素，特别是在高红移。尽管如此，随着第一批恒星和后续反馈机制的出现，${\mathrm{x_{mol}}}$、SFR和$Z$开始发挥更大的作用。标准主成分分析给出的三个主成分（PC）能够解释任何红移下97%以上的数据方差（两个PC通常占不低于92%），而RPCA分析的第一个PC解释了整个红移范围内不低于84%的总方差（两个PC在任何时候都能解释$ \gtrsim 95$ %）。我们的分析还表明，所有气体性质与$M_{\mathrm{gas}}$的相关性比与$M_{\mathrm{dm}}$的相关性更强，而$M_{\mathrm{gas}}$与${\mathrm{x_{mol}}}$的相关性比与$Z$或SFR的相关性更深。这表明气体分子含量在启动恒星形成和随后的原始星系中来自第III族和第II…
2014-03-11 astro-ph.CO
Formation of massive protostars in atomic cooling haloes
我们提出了迄今为止最高分辨率的三维模拟早期宇宙中原子冷却晕的坍缩。我们使用移动网格代码arepo和Greif（2014）中引入的原始化学模块，该模块将化学和热速率方程演化为超过20个数量级的密度。分子氢冷却被强烈的莱曼-沃纳背景抑制，这促进了气体在大约$10^4\,$ K的温度下的近等温塌缩。一旦中心的气体云变得光学厚度连续发射，它就会在主原恒星周围形成开普勒圆盘。原恒星的初始质量约为$0.1\,{\rm M}_\odot$，比通过氢分子冷却的迷你晕高出一个数量级。气体的高吸积率和有效冷却催化了盘的碎裂，形成一个5-10个成员的小型原恒星系统。大约12年后，强大的引力相互作用破坏了圆盘，并暂时将原恒星从云的中心弹射出来。在模拟结束时，次级聚集体在距离初级聚集体$\simeq 150\,$ au的距离处塌陷。如果这个团经历了与第一个团相似的演化，中心的气体云可能会演化成一个宽的双星系统。初级和次级团块的高吸积率表明，碎片化并不是形成至少一个大质量黑洞种子的重要障碍。
2014-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of primordial supersonic flows on early structure formation, reionization and the lowest-mass dwarf galaxies
Tseliakhovich和Hirata最近发现，对宇宙学线性微扰理论的高阶修正导致了复合后的超音速相干重子流（即z~1020），相对于底层暗物质分布的均方根速度为~30 km/s，共动尺度为~<3 Mpc/h。为了研究这些相干流的影响，我们在5.0和0.7 Mpc/h的箱中进行了高分辨率N体加SPH模拟，整体流速为0（作为参考），30和60 km/s。模拟通过考虑详细的、原始的、非平衡气体化学（即H、He、H2、HD、HeH等）来跟踪宇宙结构的演变，冷却、恒星形成和恒星演化的反馈效应。我们发现，这些整体流抑制了低质量晕中的恒星形成（即在z~13之前，Mvir<~ 10^8 Msun），使第一批天体的丰度降低了~1%-20%，因此，宇宙恒星形成历史推迟了~ 2 e7年。单个物体中的气体分数在很早的时候就可以改变到两倍。因此，相干体流对（i）在最低质量晕（例如dSphs）中的恒星形成，（ii）通过抑制宇宙中某些斑块的再电离开始，以及（iii）中性氢的加热（即自旋温度）具有影响。我们推测，补丁性质的再电离和加热的几个Mpc尺度可能会导致增强的HI自旋温度的差异，引起更强的变化在HI亮度温度在黑暗时代后期。
2010-12-09 astro-ph.CO
Star Formation for Predictive Primordial Galaxy Formation
暴胀宇宙学和宇宙学扰动理论的优雅之处在于第一批恒星和星系的形成，它们是启动宇宙再电离现象丰富过程的最初光源。在这里，我们回顾了目前对早期恒星形成的理解，强调未解决的问题和技术挑战。我们从大爆炸后形成的第一代恒星开始，追踪它们如何影响随后的恒星形成。化学富集的开始与恒星形成系统整体物理复杂性的急剧增加相吻合。从头计算处理刚刚进入预测领域，并与这个古老时代遗迹的当地观测建立联系。
2015-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy bias and primordial non-Gaussianity: insights from galaxy formation simulations with IllustrisTNG
利用IllustrisTNG模型研究了物质密度和原初引力势的大尺度扰动对星系形成的影响.我们重点讨论了线性星系偏差$b_1$和由PNG引起的尺度相关偏差系数$b_ϕ$，它们分别描述了星系数计数对这两种扰动的响应。我们进行我们的研究，使用单独的宇宙模拟，其中的扰动的影响是模仿宇宙学参数的变化：修改后的宇宙物质密度为$b_1$和修改后的振幅$\mathcal{A}_s$的原始标量功率谱$b_ϕ$。我们发现，广泛使用的普适关系$b_ϕ= 2δ_c(b_1 - 1)$是一个穷人的描述晕和星系选择恒星质量$M_*$的偏见，这是相反的描述更好的$b_ϕ(M_*) = 2δ_c(b_1(M_*) - p)$与$p \in [0.4, 0.7]$。这是由物质过密度和局部PNG对恒星与晕质量关系中值的不同影响所解释的。一个简单的模型，这种影响使我们能够描述恒星质量依赖的$b_1$和$b_ϕ$相当不错。我们的结果还表明，对于由颜色和黑洞质量吸积率选择的星系，$b_1$和$b_ϕ$之间存在非平凡的关系。我们的研究结果提供了完善的先验$b_ϕ$本地PNG的限制和预测，使用星系聚类。鉴于广泛使用的普适性关系低估了$b_ϕ(M_*)$，现有的分析可能低估了本地PNG的真正约束力。
2020-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Warm dark matter primordial spectra and the onset of structure formation at redshift z
得到了热暗物质（WDM）粒子在热平衡内外退耦时的WDM原始谱的解析表达式，为WDM非线性结构的形成提供了初始数据.我们计算和分析了相应的WDM过密度，并将它们与CDM情况进行了比较。我们考虑WDM与CDM原始谱和WDM与CDM超密度的比率：它们分别变成k/ k_{1/2}和R/ R_{1/2}的自相似函数，k_{1/2}和R_{1/2}是WDM谱和超密度分别为CDM幅度的1/2的波数和长度。k_{1/2}和R_{1/2}都表现出与WDM粒子质量m的幂成比例的关系，而自相似函数与m无关。WDM原始谱相对于CDM谱在k_{1/2}附近急剧减小，而WDM过密度在R_{1/2}附近缓慢减小。WDM结构形成发生的非线性区域被示出，并与CDM中的那些进行比较：WDM非线性结构开始形成晚于CDM中，并且作为一般趋势，降低DM颗粒质量延迟非线性状态的开始。对于较小的物体，非线性状态比较大的物体更早开始;在WDM和CDM中，较小的物体可以更早形成。我们用Press-Schechter方法计算并分析了色散型光纤在红移z处的微分质量函数dN/dM。小尺度结构的波分复用抑制效应随红移的增加而增加。我们对dN/dM的结果与观测结果进行对比是有用的，特别是对于4 < z < 12。我们对最流行的WDM粒子物理模型进行了所有这些研究。将它们与观测结果进行对比，应该可以指出在keV尺度下WDM粒子质量的精确值，并…
2013-10-02 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Setting the Stage: Structures from Gaussian Random Fields
我们在一组宇宙学模拟中研究结构的形成，以揭示导致当今结构形成的初始密度场中的尺度。我们的模拟共享一个共同的原始功率谱（这里的Lambda-CDM），但引入层次变化的相位信息，使我们能够系统地研究尺度，确定在以后的时间结构的形成。我们考虑z=0统计量的方差，如物质功率谱和晕质量函数。我们还定义了一个标准的存在个别晕模拟，并确定在初始密度场的尺度包含足够的信息，非线性形成独特的晕。我们研究了不同尺度上的变化如何影响单个晕的质量、浓度、位置和速度等特征，并给出了不同质量晕的标度关系。最后，我们用一个集群质量晕的例子来展示我们的初始密度场的分层参数化可以用来创建特定对象的变体。随着性质，如质量，浓度，运动学和子结构的晕设置在不同的和明确的尺度，其独特的能力，引入局部化的变化在真实空间中，我们的方法是一个强大的工具来研究宇宙学模拟中的结构形成。
2020-03-09 astro-ph.CO
Void probability function in the Quijote simulations
Graduate Institute of Astronomy, National Central University（中央大学天文研究所）
本研究利用Quijote模拟系统研究空洞概率函数对宇宙学、红移、晕质量及形态的依赖，发现其可区分ΛCDM扩展模型，为未来巡天提供高效探针。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Imprints of primordial magnetic fields in gravitational collapse during early structure formation
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Ilia State University（伊利亚国立大学）；Universit\'a di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文台）；Georgian National Astrophysical Observatory（格鲁吉亚国家天文台）
通过高分辨率数值模拟研究等温自引力磁化气体云在引力坍缩过程中原初磁场的统计演化，发现小尺度发电机在足够高雷诺数下主导磁场演化，其放大与引力压缩的竞争决定原初印记的留存。
2026-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The clustering dynamics of primordial black boles in $N$-body simulations
我们探索的可能性，暗物质（DM）可以解释为一个非均匀的背景约恒星质量集群的原始黑洞（PBH），通过模拟他们从重组到现在的进化超过5000实现使用牛顿$ N $体代码。我们计算集群的蒸发率，并提取二进制和合并的子种群，以及他们的父母和合并树的历史，寿命和形成率;动力学和轨道参数配置文件，质量分离和动力学摩擦的程度，和功率谱的密切接触。总的来说，我们发现PBH可以构成一个可行的DM候选人，他们的集群提出了丰富的现象学在整个宇宙的历史。我们发现，二元系统构成目前所有PBH的约9.5%，与$ \bar{q}_{\rm B} = 0.154 $的质量比，和总质量的$ \bar{m}_{\rm T,\,B} = 303\,M_\odot$。合并的PBH是罕见的，目前约占所有PBH的0. 0023%，其质量比分别为$ \bar{q}_{\rm B}= 0.965 $与$ \bar{m}_{\rm T,\,B}= 1670\,M_\odot$和$ \bar{m}_{c,{\rm M}} = 642\,M_\odot $的总质量和啁啾质量。我们发现，集团膨胀和蒸发导致这些PBH的泡沫，目前约36%的对象和质量，与数百pc大小的核心，订单1千位秒。我们还发现这些PBH子晕分布在更宽的PBH晕中，数量级为数百kpc，包含约63%的物体和质量，与星系晕的大小一致。我们最终发现了大质量黑洞（$ M \sim…
2021-03-16 astro-ph.CO gr-qc
Theoretical dark matter halo substructure
在之前的两篇论文（Salvador-Solé 2012 a，b）中，我们证明了：i）在（自下而上）等级宇宙学中，无耗散无碰撞暗物质的随机高斯密度扰动赋予了晕的典型结构和运动学性质，这些性质自然地出现在原始密度场峰值的典型性质中; ii）晕统计可以很好地用峰值形式描述。在本文中，我们使用这些结果来模拟晕子结构。具体来说，利用峰值形式主义和事实，吸积晕从内到外的发展，我们得到的subhalo质量丰度和数量密度分布每无穷小质量的subhalo的不同质量，作为函数的subhalo最大圆周速度或质量，之前和之后的subhalo的潮汐截断的主机位阱。通过假设subhaloes主要是由扩散粒子得到的subhalo属性是在目前的高分辨率N体模拟中发现的非常好的协议。我们还预测在相反的极端情况下的subhalo属性，可能更适合于真实的宇宙在CDM宇宙学，晕内subhaloes在所有尺度的subhaloes。
2012-03-19 astro-ph.CO
Ubiquitous seeding of supermassive black holes by direct collapse
我们首次研究了大质量黑洞（BH）种子（~10^4-5 Msun）的环境，这些种子是由z>6时大质量晕（>10^7 Msun）中的原始气体云直接坍缩形成的。我们的模型是基于宇宙学N体模拟中暗物质晕的演化，结合BH以及Pop III和Pop II恒星形成的处方。我们计算空间变化强度的莱曼沃纳（LW）辐射的恒星，并确定大规模的原始晕，它是足够高的关闭分子氢冷却。与以前的BH播种模型相比，在空间上恒定的LW背景下，我们发现，由于本地源，LW辐射的强度，J_local，可以高达10^6倍的空间平均背景中的模拟体积，并超过临界值，J_crit，完全抑制分子冷却，在某些情况下，4个数量级。即使在考虑了之前恒星形成事件中晕中可能存在的金属污染之后，我们仍然发现直接坍缩（DC）黑洞的形成速率稳步上升，红移从z=12时的10^{-3}/Mpc^3/z下降到z=6时的10^{-2}/Mpc^3/z。在z~16处开始的Pop II恒星形成同时标志着DCBH形成时期的开始，因为Pop II恒星LW辐射水平的增加能够将LW强度的局部水平提升到J_local > J_crit，而Pop III恒星在任何时候都不能这样做。DCBH的数密度对LW光子的数量敏感，并且在考虑再电离反馈后，可以在z=6处变化一个数量级。拥有DCBH的晕比没有DCBH的类似大质量对应物更聚集，特别是在红移z>10时。我们还表明，计划调查与…
2012-08-27 astro-ph.CO
Evolution of primordial planets in relation to the cosmological origin of life
我们探讨的条件下，在原始行星的HGD宇宙学的框架内讨论吉布森和Schild。当环境温度> 1000 K时，等离子体不稳定性开始后的300，000年（0.3My），行星质量的H-4 He气体云凝结成万亿颗行星团块的初始阶段。行星云最终坍缩成固体结构的背景是宇宙膨胀，环境温度下降。恒星形成于团块内的行星合并，并在行星过度吞噬时死于超新星。对于由恒星产生的行星，等温自由降落坍缩最初通过准平衡多面体发生，直到由于分子和尘埃的形成而不透明。收缩的冷却云是分子形成和固体颗粒连续凝结的场所，从高温下的矿物颗粒到低温下的冰粒，水冰在最初的坍塌开始后在7到15 My之间变得稳定，此后不久开始收缩形成固体冰核。原始星团行星之间的距离约为1000 AU，反映了宇宙在30，000年时的高密度。物质、有机分子和进化模板的交换很容易发生，当被星尘充分施肥时，为热的原始气体行星水核心的生命最初起源提供了最佳条件。固态分子氢的凝聚形成一个扩展的外壳，发生在原行星坍缩历史的后期。当该物体缩小到木星半径的几倍时，氢分压超过环境温度下固体氢的饱和蒸汽压，并发生冷凝。
2011-04-07 astro-ph.CO
Primordial black hole formation in inflationary $α$-attractor models
利用超共形暴胀$α$吸引子研究了原初黑洞的形成.一个暴胀子潜在的构造与高原状的区域，这带来了一个超慢滚区域的发病所需的曲率功率谱的增强发生。这是通过仔细微调电位中的参数来实现的。对于参数集，可观察到的膨胀量使得曲率扰动$\mathcal{P}_{\mathcal{R}}$在$\sim 10^{14}\text{Mpc}^{-1}$处达到峰值，从而在质量窗口$10^{16}\text{g}\leq M \leq 10^{18}\text{g}$中产生PBH。考虑到充气后的再加热期，以确定PBH的形成是否发生在这样的阶段。最后，计算了曲率扰动增强可能产生的二阶引力波谱。
2020-01-06 astro-ph.CO
Cosmological magnetic braking and the formation of high-redshift, super-massive black holes
本文研究了在高红移下大质量（$\gtrsim 10^{4} M_\odot$）直接坍缩黑洞（DCBH）形成过程中由于原始磁场引起的磁制动效应。在轴对称的假设下，解析计算了磁制动对坍缩到由引力潮汐力矩旋转而成的大质量暗物质晕（$\simeq 10^{7-9} M_\odot$）势阱中的气体角动量的影响.我们发现，一个强度为$B_0\simeq 0.1$ ~nG（共动）的原始磁场可以消除由潮汐力矩引起的下落气体的初始角动量，从而显著降低了DCBH形成的角动量势垒。这些磁场强度与天体物理学和宇宙学测量的原始磁场的边界一致，它们足够大，可以为观测到的银河系磁场提供种子。
2019-04-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Impact of Primordial Black Hole Dark Matter on Gas Properties at Very High Redshift: A Semi-Analytical Model
本研究通过半解析模型分析原初黑洞暗物质对高红移气体性质的影响，发现特定质量与比例的黑洞会显著改变气体性质，可能延迟星系形成。
2024-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The network analysis of the cosmic web as a tool to constrain cosmology and cosmic magnetism
通过分析宇宙网的网络结构，研究其对宇宙学参数σ_8和原始磁场模型的敏感性，以区分不同宇宙学场景。
2025-11-27 astro-ph.CO
The edge of galaxy formation III: The effects of warm dark matter on Milky Way satellites and field dwarfs
在本系列的第三篇论文中，我们研究了粒子质量为$m_\mathrm{WDM}=3\,\mathrm{keV}$的暖暗物质对宇宙中最小星系的影响。我们提出了一个样本的21个流体动力学宇宙学模拟的矮星系和20个模拟的卫星-宿主星系的相互作用，我们都在冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）的情况下进行。在WDM模拟中，我们观察到一个更高的临界质量的恒星形成的开始。在WDM中，结构生长被延迟，因此WDM晕的恒星星族比CDM晕平均年轻两个陀螺。然而，尽管这种延迟的恒星形成，CDM和WDM星系都能够再现观测到的速度色散，恒星质量，大小和金属丰度的标度关系在$z=0$。WDM卫星晕在银河系质量主机更容易受到潮汐剥离，由于其浓度较低，但他们的星系甚至可以生存更长的时间比CDM同行，如果他们生活在一个暗物质晕与陡峭的中央斜坡。与我们以前的CDM卫星研究一致，我们观察到WDM卫星的中央暗物质密度斜率由于剥离而变陡。CDM和WDM之间卫星星系平均恒星年龄的差异，可以在未来用于解开这两个模型。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photodissociation of H2 in Protogalaxies: Modeling Self-Shielding in 3D Simulations
在Lyman-Werner（LW）辐射作用下，原星系晕中原初气体的冷却能力主要取决于H_2的自屏蔽。我们进行LW线光子的辐射转移计算，后处理输出从三维自适应网格细化（AMR）模拟的晕与T_vir > 10^4 K在z=10附近的红移。我们计算了光学厚的光解离速率，包括气体中密度、温度和速度梯度的影响，以及谱线重叠和HI对H_2的屏蔽。在低密度区域（n<10^4 cm^-3），解离速率比用以前的近似方法得到的解离速率高出一个数量级以上;密度越高，修正值越小。我们追踪的偏差的起源主要是不准确的（i）最常见的拟合公式（Draine & Bertoldi 1996）的抑制的解离速率和（ii）估计有效的屏蔽柱密度从本地的气体属性。气体温度和速度梯度的组合效应相对不太重要，通常仅以小于2的因子改变球平均速率。我们提出了一个简单的修改DB 96拟合公式的光学厚率，提高与我们的数值结果的一致性，约。15%，并可在今后的模拟中采用。我们发现，估计有效的屏蔽列可以通过使用本地Sobolev长度得到改善。我们对H_2自屏蔽的修正使抑制T_vir>10^4 K晕中H_2冷却的临界LW通量降低了一个数量级;这增加了其中超大质量（约10^4 K）的晕的数量。M=10^5 M_sun）的黑洞可能已经形成。
2011-06-17 astro-ph.CO
A semi-analytic study of self-interacting dark-matter haloes with baryons
本文将等温Jeans模型和绝热晕收缩模型结合成一个简单的半解析方法，计算了具有星系引力影响的自相互作用暗物质（SIDM）晕的密度分布。我们表明，该模型符合宇宙学SIDM模拟在整个核心形成阶段，直到重力热核心崩溃的发病。使用这个模型，我们表明SIDM中对重子的晕响应比CDM中更多样化，并且敏感地取决于星系大小，这在亮矮星系的结构多样性背景下是一个理想的联系。该方法的快速性使得数值模拟中的分析变得容易，特别是：1）在由重子质量比$M_{\rm b}/M_{\rm vir}$和星系致密性$r_{1/2}/R_{\rm vir}$组成的细网格上，我们将SIDM晕响应作为重子性质的函数进行量化; 2）我们以高的统计精度证明了对于典型的Milky-Way类系统，SIDM轮廓与CDM轮廓相似;（3）对于给定的截面和给定的晕浓度，我们在$M_{\rm b}/M_{\rm vir}$ - $r_{1/2}/R_{\rm vir}$空间中描绘了重力热核心塌陷的区域。最后，我们比较了等温金斯模型与更复杂的重力热流体模型，并表明，前者产生更快的核心形成和同意更好地与宇宙学模拟。我们属性的差异，以目标CDM晕是否被用作边界条件或重力热演化的初始条件，从而评论未来可能的改进的流体模型。我们已经在https://github.com/JiangFangzhou/SIDM上公开了我们的模型程序。
2022-06-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Star Formation in the First Galaxies I: Collapse Delayed by Lyman-Werner Radiation
我们用高分辨率的宇宙学模拟研究了第一代星系中无金属恒星的形成过程。我们认为宇宙动机的情况下，一个强大的分子破坏莱曼-沃纳（LW）的背景抑制有效的冷却低质量的晕，延迟恒星形成，直到崩溃或更大规模的晕。只有当分子氢（H2）能够自我屏蔽LW辐射，这需要一个能够通过原子线发射冷却的光环，恒星才有可能形成。为了跟踪多个引力束缚物体的形成，在高气体密度下，我们引入了直接从计算网格中吸积气体的下沉粒子。我们发现，在一个1 Mpc ^3（共动）的盒子中，假设背景强度J 21 =100，失控坍缩首先发生在z~12处的3 × 10^7 M_sun暗物质晕中。由于H2丰度和冷却速率的失控增加，一个自屏蔽的超音速湍流核心突然发展，其中约10^4 M_sun的冷气体可用于恒星形成。我们分析了这种自屏蔽核的形成，湍流的特征，以及恒星形成的前景。由于缺乏碎片的尺度上，我们解决，我们认为，长波延迟的无金属恒星形成的原子冷却晕是非常相似的恒星形成的原始minihaloes，虽然在作出这一结论，我们忽略了内部恒星反馈。最后，我们简要地讨论了詹姆斯·韦伯空间望远镜对无金属星团的探测能力。
2012-08-09 astro-ph.CO
The importance of magnetic fields for the initial mass function of the first stars
磁场对本星系和高红移星系中恒星的形成都起着重要的作用。最近对第一个暗物质晕中的发电机放大的研究表明，在宇宙中第一批红移为15及以上的恒星形成期间，可能存在显著的磁场。在这项工作中，我们研究了这些磁场如何潜在地影响第一批恒星的初始质量函数（IMF）。我们进行了200个高分辨率，三维（3D），磁流体动力学（MHD）模拟的原始云的崩溃与不同的初始湍流磁场强度从湍流发电机理论预测在早期宇宙，形成超过1100第一批恒星。我们检测到一个强大的统计签名的抑制碎片在强磁场的存在下，导致第一批恒星的数量急剧减少，质量足够低，他们可能会生存到今天。此外，强场改变了恒星从单一到多个到更高质量的过渡点。然而，无论场强如何，单个模拟都是高度混乱的，显示出不同程度的碎片化和聚集，结果取决于原始云中湍流的确切实现。虽然这些仍然是不从宇宙学初始条件开始的理想化模拟，但我们的工作表明，磁场对原始IMF起着关键作用，甚至可能比现在的IMF更重要。
2020-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Power spectrum of density fluctuations, halo abundances and clustering with primordial black holes
我们研究了暗物质（DM）被封装在原始黑洞（PBH）的密度波动$P(k)$的功率谱的影响，我们也看看它对晕的丰度和他们的集群的影响。我们允许泊松波动的增长，因为物质和辐射平等和研究单色和扩展PBH质量分布。我们提出了更新的单色黑洞的质量约束，要求$<10\%$的$Λ$冷暗物质功率谱的$k=1$ hMpc $^{-1}$的规模偏差。我们的结果表明，质量为$>10^4$ h $^{-1}M_\odot$的PBH被排除在宇宙中所有DM的符合之外。我们还将此条件应用于扩展的Press-Schechter（PS）质量函数，并发现即使在应用进化之前，泊松幂也与尺度相关。我们发现特征质量$M^*\leq10^2 $ h $^{-1}M_\odot$是允许的，{当与先前的约束结合时，仅留下PS质量函数的两个特征PBH质量窗口，在$M^*\sim10^2$ h $^{-1}M_\odot$和$\sim10^{-8}$ h $^{-1}M_\odot$，其中所有DM可以在PBH中。在这些窗口内产生的DM晕质量函数与由基本粒子组成的冷暗物质产生的质量函数相似。然而，一旦参数产生不切实际的$P(k)$，所产生的晕质量函数及其偏差作为晕质量的函数，强烈偏离在真实宇宙中测量的行为。
2021-04-19 astro-ph.CO gr-qc hep-th
A model for cosmological simulations of galaxy formation physics
我们提出了一个新的全面的物理模型的星系形成设计的大规模流体动力学模拟的结构形成使用移动网格代码AREPO。我们的模型包括原始和金属线冷却与自屏蔽校正，恒星演化和反馈过程，气体再循环，化学富集，一个新的亚网格模型的金属负载流出，黑洞（BH）播种，BH的增长和合并程序，类星体和无线电模式反馈，和处方辐射电磁（EM）反馈活动星系核（AGN）。流出物的金属质量负载可以独立于风质量负载进行调整。这需要同时再现低质量晕的恒星质量含量和它们的气体氧丰度。辐射EM AGN的反馈实现假设的平均光谱能量分布和亮度相关的遮蔽效应的缩放。这种形式的反馈抑制恒星形成更有效地比连续热类星体模式反馈单独，但在调节恒星形成的质量晕比机械无线电模式反馈效率低。我们对比我们的星系形成模型与关键观测的不同变体的模拟预测。我们的最佳匹配模型再现，除其他外，宇宙恒星形成的历史，恒星质量函数，恒星质量晕质量关系，g-，r-，i-，z-波段SDSS星系光度函数，和塔利-费舍尔关系。只有当我们调用非常强的恒星和活动星系核反馈形式时，我们才能取得这一成功，从而在低质量和高质量系统中充分减少恒星的形成。特别是，与以前的研究相比，无线电模式反馈的强度需要显着增加，以抑制大规模的金属富集晕的有效冷却。
2013-12-20 astro-ph.CO
On the universality of the halo mass function beyond $Λ$CDM cosmology
本研究利用高分辨率$N$-body模拟，在$w$CDM及修改原初物理的模型下验证了friends-of-friends halo在peak height表示下的丰度普适性，发现在特定参数范围内偏离基准轨迹不超过5%。
2025-07-01 astro-ph.CO
The role of the H$_2$ adiabatic index in the formation of the first stars
H $_2\,$（$γ_{\mathrm{H_2}}$）的绝热指数在$100-10^4\,\mathrm{K}$之间的温度下是不恒定的，这是由于其旋转模式和振动模式之间的大的能量间隔。对于第一批红移20及以上的恒星的形成，这种变化可能是显着的，因为原始分子云在这个温度范围内，由于缺乏有效的冷却尘埃和金属。我们研究了原始初始质量函数的$γ_{\mathrm{H_2}}$的变化可能的重要性，通过进行80个三维重力流体动力学模拟不同的随机湍流速度场的坍缩云，一半使用固定的$γ_{\rm H_2} = 7/5$在经典双原子气体的限制（在早期的作品中使用），一半使用精确的量子力学治疗$γ_{\mathrm{H_2}}$。我们使用自适应网格细化代码FLASH与KROME的原始化学网络进行这项研究。模拟套件产生了近400颗恒星，质量来自$0.02 - 50$ M $_\odot$（平均质量$\sim 10.5\,\mathrm{M_{\odot}}$和平均多重性分数$\sim 0.4$）。虽然当我们改变对$γ_{\mathrm{H_2}}$的处理时，个别模拟的结果确实不同，但我们发现在两组运行中形成的恒星的总体质量或多重性分布没有统计学上的显著差异。我们的结论是，至少在辐射反馈开始之前，近似H $_2$作为一个经典的双原子气体与$γ_{\rm H_2} = 7/5$不会引起显着的错误，在模拟原始…
2019-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Baryon history and cosmic star formation in non-Gaussian cosmological models: numerical simulations
我们提出了第一个数值，N体，流体动力学，化学模拟的宇宙结构形成的非高斯模型的框架。我们研究了原始非高斯性对早期化学（e，H，H+，H-，He，He+，He++，H2，H2+，D，D+，HD，HeH+），分子和原子气体冷却，恒星形成，金属（C，O，Si，Fe，Mg，S）富集，人口III（popIII）和人口II-I（popII）过渡的影响，以及对“可见”物体的演变。我们发现，非高斯性可以有一些后果重子结构的形成在非常早期的时代，但随后的演变在以后的时间洗了各种模型之间的任何差异。当假定原始非高斯扰动的合理值时，事实证明，它们负责：（一）改变约10%的冷致密气相中的早期分子分数;（二）在原始物体的宇宙演化过程中引起<~ 10%的小温度波动;（iii）影响z>~15时第一次恒星形成事件的开始，以及长达约10^7年的popIII/popII转变的开始; ㈣确定第一个结构形成后气体云和恒星质量分布的变化<~ 10%;（5）只引起宇宙化学史的轻微变化。然而，我们强调，纯粹的非高斯效应可能很难解决，因为它们与其他物理现象（例如原始气体整体流动，未知的原始popIII恒星质量函数等）严格扭曲。对重子的行为有类似或更强的影响。
2011-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA math-ph
